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Wikipédia:Projets pédagogiques/Cégep de Chicoutimi/Futur d'un univers en expansion

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Titre correct : « Futur d'un univers en expansion ».

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Schématisation hypothétique de l'histoire de l'Univers.

Le futur d'un univers en expansion explore le destin d'un univers dont l'expansion continuera à un taux plus ou moins grand jusqu'à la fin des temps. Un tel futur est envisagé pour l'univers observable selon les observations et théories actuelles. En effet, la découverte, à la toute fin du XXe siècle, de l'accélération de l'expansion de l'Univers laisse croire à sa mort thermique dans un futur lointain.

Les différentes étapes de l'avenir d'un univers en expansion impliquent l'épuisement du gaz disponible pour la formation des étoiles dans le milieu interstellaire des galaxies. Par la suite, toutes les étoiles finiront par s'éteindre, la matière finira par se désintégrer ou se retrouver dans des trous noirs, qui à leur tour s'évaporeront. L'Univers sera alors presque totalement sombre. Sa température approchera une valeur telle que plus aucune énergie ne sera disponible.

Observations et théories actuelles modifier

Article détaillé : Expansion de l'Univers.

Le taux d'expansion de l'Univers est mesuré par la constante de Hubble alors que sa force de gravité dépend de la densité de l'Univers. Si la valeur de la densité est supérieure à la densité critique, la gravité triomphera et l'Univers s'effondrera sur lui même. Dans le cas inverse, si la densité est inférieure à la densité critique, la force gravitationnelle ne sera pas suffisante pour arrêter ou ralentir l'expansion de l'Univers[1].

La découverte du fond diffus cosmologique et l'étude de ce dernier depuis les années 1960 suggèrent que l'Univers contient une quantité considérable d'énergie noire. En fait, il s'agit d'une force qui agirait à l'inverse de la gravité et qui serait directement liée avec l'accélération de l'expansion de l'univers. Cette accélération a été confirmée par deux équipes internationales, le Supernova Cosmology Project[2] et le High-Z supernovae search team[3], qui ont utilisé des supernova distantes comme chandelles standard.

Diagramme des proportions des composantes de l'Univers.

Un consensus commence à émerger dans la communauté scientifique sur les composantes de l'Univers. Ce dernier serait composé à 4,6 % de matière, 24 % de matière noire et 71,4 % d'énergie noire[4]. L'énergie noire serait la force la plus importante pour le façonnement de l'avenir de l'Univers. Si tel est véritablement le cas, l'Univers sera en expansion pour toujours, et ce, de façon exponentielle. En d'autres mots, à l'échelle des amas de galaxies, la gravitation est trop faible pour s'opposer à l'expansion de l'Univers[5]. L'expansion de celui-ci est nettement dominante.

Hypothèses modifier

Il y a trois principales hypothèses sur le destin de l'Univers :

  • Big Crunch : Ce modèle nécessite une densité d'énergie sombre négative ou un univers fermé. Selon les observations actuelles, il est considéré comme très peu probable.
  • Big Rip : Ce scénario implique que la densité d'énergie de la matière noire augmente avec le temps, présentement, aucune preuve ne tend vers cette augmentation. Ce scénario est donc moins anticipé.
  • Big Freeze : Il est le destin le plus envisageable jusqu'à maintenant. L'expansion actuelle de l'Univers propose un destin où il n'y aura plus d'énergie utilisable.

Selon le dernier scénario, l'Univers subira une mort thermique. D'ici 1019 années, les réserves de gaz interstellaires seront épuisées. Il n'y aura presque plus de formation d'étoiles, les rares nouvelles étoiles résulteront de la collision de naines brunes[6]. Ce phénomène s'achèvera aussi lorsque les galaxies auront épuisé la majorité de leurs étoiles. Les étoiles restantes iront s'effondrer dans un trou noir massif. Les galaxies vont se disperser, pour même s'éteindre. L'Univers finira par s'assombrir de manière considérable. Sur une échelle de temps beaucoup plus longue, les résidus stellaires et les trous noirs s'évaporeront via le rayonnement de Hawking[6].

La ligne du temps et la description des événements concernant le futur de l'univers ci-bas tiennent pour acquis que l'Univers est et restera en expansion.

Ligne du temps modifier

Chronologie d'un possible univers en expansion
Région céleste de la nébuleuse de la Carène où l'on retrouve la formation de nouvelles étoiles. L'image a été captée par infrarouge par le foyer HAWK-I du Très Grand Télescope de l'Observatoire européen austral.

Ère stellifère modifier

De 106 années à 1014 années après le Big-Bang

L'ère stellifère se caractérise par la période dans laquelle l'on retrouve des étoiles dans l'Univers. C'est l'ère actuelle.

Les observations faites jusqu'à ce jour laissent à croire que l'univers observable est âgé d'environ 13,75 milliards d'années[7]. Les premières étoiles seraient nées lorsque l'Univers avait environ 400 000 ans d'existence[8]. À partir de ce moment, la plus grande partie de l'énergie de l'Univers provient de la fusion thermonucléaire du gaz se retrouvant dans les noyaux des étoiles[9].

La consommation de ce gaz se fait de manière constante. La fin de cette ère se caractérise par l'épuisement de toute source d'hydrogène dans l'Univers. Lorsque ce gaz sera absent, toute la matière de l'Univers se retrouvera à l'intérieur des étoiles. Ainsi, après 1014 années depuis le début de l'Univers, l'ensemble des étoiles ont épuisé leur gaz et les processus de fusion nucléaire cessent. La première ère de l'Univers est donc terminée. L'Univers entre dans sa deuxième phase, la phase de la dégénérescence.

Ère de la dégénérescence modifier

De 1014 à 1040 années après le Big-Bang

Le terme dégénérescence est utilisé en physique pour nommer l'état de la matière où elle s'est refroidie telle que les électrons orbitent à leur première orbitale[10].

L'Univers est désormais constitué principalement de cadavres d'étoiles (naines blanches, étoiles à neutron et trous noirs) ou de naiens brunes. Au cours de cette période, l'Univers est beaucoup plus sombre que lors de l'ère stellifière.

L'ère de la dégénérescence est marquée, entre autres, par la collision de naines blanches, qui peuvent mener à une supernova thermonucléaire si leur masse additionnée est supérieure à la masse de Chandrasekhar[11].

Au niveau des galaxies, ces dernières se transforment sous les effets de la gravité. D'une part, le two body relaxation contribue à augmenter la taille des trous noirs supermassifs se situant au centre des galaxies. Il survient lorsque deux étoiles passent près l'une de l'autre, l'une est accélérée à très grande vitesse et est expédiée hors de la galaxie, tandis que l'autre est ralentie et tombe vers le centre[9],[12]. D'autre part, l'émission d'ondes gravitationnelles, qui est normalement négligeable lors de l'ère stellifère, prend de l'importance. La quantité d'énergie dégagée par l'émission de ces ondes devient assez importante pour rétrécir les orbites des corps célestes restants, jusqu'à un tel point que tous les objets ayant des orbites rapprochées vont fusionner. Tous les systèmes multiples seront ainsi détruits.

À ce stade, ce qui était autrefois des galaxies n'est plus que trous noirs et restes stellaires.

Certains modèles théoriques proposent que les protons, l'une des trois particules subatomiques qui composent toute la matière, soient instables à long terme. Dans un tel cas, les protons qui composent les naines brunes, les naines blanches et les étoiles à neutrons vont se transformer en radiations. Selon ces modèles, après 1030 à 1037 années, l'ensemble des objets célestes vont se désintégrer[13],[9] et l'Univers sera strictement composé de trous noirs.

Ère des trous noirs modifier

De 1040 à 10100 années après le Big-Bang
Article détaillé : Radiation de Hawking.

Si les protons se désintègrent réellement, les trous noirs seront la seule manifestation de la matière dans l'Univers.

Malgré qu'en théorie, rien ne peut s'échapper de l'attraction gravitationnelle d'un tel objet, les règles de la physique quantique permettraient un phénomène appelé la radiation de Hawking. Un trou noir se comporterait comme un corps noir et émettrait, très rarement, des photons et d'autres particules élémentaires. Par exemple, un trou noir ayant une masse équivalente à une masse solaire émettrait des rayonnements équivalents à un corps noir d'une température de 6 × 10-8 kelvins[14]. Plus un trou noir est massif, plus il prendra du temps à s'évaporer. Alors que la masse d'un trou noir diminue, sa température augmente. À un certain point, le trou noir explose et rejette ainsi une multitude de particules élémentaires. Lorsque le dernier trou noir aura explosé, il ne restera plus que des particules dissipées partout dans l'Univers.

Deux modèles de rotation d'un trou noir
Masse du trou noir Temps d'évaporation[13]
7 1022 kg (Lune) 1043 années
6 1024 kg (Terre) 1049 années
2 1030 kg (Soleil) 1066 années
2 1036 kg (un million de masses solaires) 1084 années
2 1042 (galaxie) 10102 années

Ère de la noirceur et l'âge des photons modifier

De 10100 années jusqu'à 102500 après le Big-Bang
Articles détaillés : Photon et Particule élémentaire.
Vagues de photon

L'arrivée de cette ère est caractérisée par la fin de l'évaporation des trous noirs. Il n'y a plus aucune structure présente dans le cosmos. Il ne demeure dans l'Univers que des photons, des neutrinos, des électrons et, s'il ne se sont pas désintégrés, des protons. L'état de désordre, soit l'entropie, est à son maximum. À cet instant, l'Univers est à un très bas niveau d'énergie. Étant donné que celui-ci est pratiquement composé de vide. De plus, on ne retrouve plus de sources capables d'émettre quelconque type d'énergie. Tout devient froid et extrêmement noir. À un certain point, la densité des particules devient équivalente à zéro. L'Univers sera constitué de particules élémentaires qui seront toutes isolées des unes des autres[15].

Au-delà modifier

De 102500 années après le Big-Bang vers un futur infini

À ce point, la thèse du Big Freeze affirme que les phénomènes qui s'y dérouleront seront uniquement perceptibles à l'échelle quantique[13].

Notes et références modifier

  1. ↑ (en) WMAP- Fate of the Universe, NASA/WMAP Science Team, « What is the Ultimate Fate of the Universe? », National Aeronautics and Space Administration, dernière modification le 29/06/2015
  2. ↑ (en)Saul Perlmutter et al., Measurements of Omega and Lambda from 42 High-Redshift Supernovae, Astrophysical Journal, 517, 565-586 (1999), astro-ph/9812133 Voir en ligne
  3. ↑ (en)Adam G. Riess et al., Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant, Astronomical Journal, 116, 1009-1038 (1998), astro-ph/9805201 Voir en ligne
  4. ↑ (en) WMAP- Content of the Universe, NASA/WMAP Science Team, « What Is The Universe Made Of? », National Aeronautics and Space Administration, dernière modifaction le 24/01/2014
  5. ↑ Séguin et Villeneuve 2002, p. 375.
  6. ↑ a et b (en) Fred C. Adams et Gregory Laughlin, « A dying universe: the long-term fate and evolutionof astrophysical objects », Reviews of Modern Physics, vol. 69, no 2,‎ , p. 337–372 (ISSN 0034-6861, DOI 10.1103/RevModPhys.69.337).
  7. ↑ Olivier Esslinger, « L'âge de l'Univers par la constante de Hubble - Astronomie et Astrophysique », sur Astronomie et Astrophysique, (consulté le )
  8. ↑ Pour la Science, « Les premières étoiles de l'Univers », sur Pourlascience.fr, (consulté le )
  9. ↑ a b et c (en) Université d'Oregon, « fate of the Universe » (consulté le )
  10. ↑ « DÉGÉNÉRESCENCE », Encyclopédie Universelle,
  11. ↑ (en) « Introduction to Supernova Remnants », NASA Goddard/SAO,
  12. ↑ (en) H. B. Perets et L. Subr, « The properties of dynamically ejected runaway and hyper-runaway stars », (DOI arXiv:1202.2356v2 [astro-ph.SR])
  13. ↑ a b et c (en) Michael, « Richmond », sur The Future of the Universe (consulté le )
  14. ↑ (en) J. Baez, « Hawking Radiation »
  15. ↑ (en) John Baez, « The end of the Universe », sur John Baez's Stuff, Université de Californie à Riverside, (consulté le )

Bibliographie modifier

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